Les astéroïdes constituent un essaim de petits corps rocheux situés, pour la plupart, entre la planète Mars et la planète Jupiter. Mais on en trouve aussi dans le système solaire intérieur, en deçà de l'orbite de la Terre. Le premier d'entre eux, Cérès, a été découvert en 1801, c'est aussi le plus gros. Les astéroïdes Vesta, Pallas et Junon ont été découverts dans les six ans qui ont suivi. Plus de 5000 astéroïdes ont été détectés depuis. Ils appartiennent à la famille des planètes dites " mineures " où l'on trouve aussi des objets similaires, détectés plus loin dans le Système Solaire au-delà de l'orbite de Jupiter, les Centaures et les objets de la ceinture de la ceinture de Kuiper, mais aussi les comètes. La position de ces objets dans le Système Solaire est suivie par le Centre des Planètes Mineures, sous les auspices de l'Union Astronomique Internationale. On cherche actuellement à établir des liens entre ces différents groupes de planètes mineures, très certainement des débris de la formation des planètes du Système Solaire.

La ceinture des astéroïdes

Position des astéroïdes du système solaire intérieur (en deçà de l'orbite de Jupiter), le 2 Juillet 2005. Les cercles correspondent aux orbites des planètes (Mercure, Vénus, Terre, Mars et Jupiter en partant du centre) et le point jaune au centre est le Soleil. Les points verts correspondent aux astéroïdes de la ceinture principale, les points rouges aux astéroïdes dont l'orbite est située en deçà de 1.3 UA du Soleil, les points bleus sont les astéroïdes troyens piégés sur l'orbite de Jupiter. Les carrés bleus sont des comètes. 1UA correspond à 150 millions de kilomètres, c'est-à-dire à la distance Soleil-Terre (3ème cercle en partant du Soleil)

Origine

Les planètes se sont vraisemblablement formées à partir de blocs de roches, les planétésimaux, agglomérats de grains condensés au moment de la formation du Soleil dans une nébuleuse de gaz et de poussières interstellaires. Dans le voisinage de Jupiter, l'agglomération a été ralentie par les perturbations de la proto-planète Jupiter, un de ces corps qui a dû croître plus rapidement que les autres. Les planétésimaux situés entre Mars et Jupiter, très agités par sa présence, n'ont pu continuer à s'agglomérer entre eux. Leurs collisions violentes ont créé des débris de tailles et de composition chimique diverses suivant qu'ils proviennent du cœur des planétésimaux ou de leur surface. Les astéroïdes sont donc des morceaux de ses blocs originels qui n'ont pas réussi à former une planète entre Mars et Jupiter.

Portraits

Cérès est un astéroïde sphérique, dont le rayon est d'environ 450 km. Pallas, Vesta et Hygiea font plus de 250 km de rayon. Ils sont suffisamment gros pour que l'on puisse distinguer leur forme en les observant de la Terre.

Les plus gros astéroïdes en fonction de leur distance au Soleil en unité astronomique (UA ou AU en anglais), l'unité astronomique étant la distance entre la Terre et le Soleil (150 millions de kilomètres). On peut comparer leur taille à celle de la planète Mars, représentée en proportion sur la gauche du schéma. Mars a un rayon de 3393 km alors que celui de Ceres est de 457 km.

L'astéroïde Ceres observé par le Télescope Spatial Hubble en 2001.On distingue sur cette image les pixels de la caméra du télescope. Les détails les plus fins ont une taille de 50 km, c'est-à-dire environ un dixième du rayon de l'astéroïde. On distingue au centre une tache plus sombre qui est vraisemblablement un cratère.

Les survols des sondes spatiales

Longtemps les astéroïdes ont été étudiés à partir des télescopes basés sur Terre. L'avènement de l'exploration spatiale des planètes géantes à la fin du siècle dernier a permis de survoler en chemin des astéroïdes et de clairement discerner leur forme et leur surface. La sonde Galileo, en route vers Jupiter, a survolé pour la première fois un astéroïde en 1991, Gaspra. Elle a survolé Ida en 1993 et lui a découvert un compagnon, nommé Dactyl. La mission NEAR a elle été dédiée au survol et à l'atterrissage sur un astéroïde, 433 Eros. L'objectif d'une telle mission est de pouvoir déterminer les propriétés physiques et géologiques des astéroïdes plus précisément pour établir les liens entre les comètes, les astéroïdes et les météorites que nous collectons sur Terre.

L'astéroïde Eros survolé par la sonde NEAR en Février 2000. Crédit NASA/JPL

Image finale de la descente de la sonde NEAR à la surface d'ÉROS en Février 2001. Les plus petits détails sont de l'ordre de quelques centimètres. La surface est recouverte de débris éjectés lors du bombardement de la surface par des météoroïdes. Crédit NASA/JPL

Types chimiques et familles orbitales

Pour mieux cerner l'origine et l'évolution de la ceinture des astéroïdes et leur lien avec les comètes et les météorites, on cherche à les classer. On définit des types de composition chimique en analysant la lumière du Soleil qu'ils réfléchissent (leur spectre), c'est la taxonomie des astéroïdes. On tente aussi de cerner des familles, regroupant des astéroïdes qu'on pense avoir été formés par fragmentation d'un même corps parent, en étudiant la ressemblance de leur orbite.

On y distingue trois grandes classes taxonomiques, les classes C, S et U, " C " pour carbonaceous (carboné), " S " pour stony (pierreux), et " U " pour unclassified (non-classé). Les astéroïdes de type C sont très sombres et ne présentent pas de signatures précises d'éléments chimiques, ceux de classe S sont un peu moins sombres et contiennent de grandes quantités de minéraux, tels que l'olivine et le pyroxène. Parmi la classe U, on trouve l'astéroïde Vesta dont le spectre ressemble à celui des météorites dans lesquelles on a trouvé du basalte. Depuis 1976, la taxonomie s'est développée en 15 autres sous-classes pour mieux tenir compte de la variété des astéroïdes observés.

On a trouvé en 1989, que les classes les plus peuplées (E, S, C, P et D dans l'ordre croissant de leur distance au Soleil, entre 2 et 5 UA) occupaient des orbites relativement distinctes. Cette répartition pourrait être liée aux conditions de température qui régnaient dans cette région lorsque les planétésimaux se sont agglomérés à partir des grains de poussière présents. Plus on est loin du Soleil, plus il fait froid et plus on rencontre dans les astéroïdes de minéraux carbonés qui se forment à basse température et d'éléments volatiles, comme l'eau par exemple.

En observant les trajectoires des astéroïdes dans le ciel, on s'est aperçu qu'elles n'étaient pas quelconques mais que beaucoup se ressemblaient. On a ainsi formé des familles. Au début du XXième siècle, on en distinguait cinq principales attachées aux astéroïdes 24 Thémis, 221 Eos, 158 Koronis, 170 Maria et 8 Flora. Grâce à un recensement plus large et des techniques automatiques d'étude des orbites des astéroïdes, on a poussé ce chiffre à 21.

Simulation numérique montrant l'éjection de débris lors de la collision de deux astéroïdes. L'étude des orbites des astéroïdes cherche à refaire en arrière la trajectoire des débris pour remonter aux corps parents dont il persiste sans doute un gros fragment. Crédit P.Tanga et P. Michel, Science